Melnick 34 - Melnick 34 - Wikipedia

BAT99-116
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíDelfíni
Správný vzestup5h 38m 44.26s[1]
Deklinace−69° 06′ 05.88″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)13.09[1]
Vlastnosti
Evoluční fázeVlk – Rayetova hvězda
Spektrální typWN5h + WN5h[2]
B-V barevný index+0.25[1]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)287±5[2] km / s
Vzdálenost163,000 ly
(49,970[3] ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)-7.42[2]
Obíhat[2]
Doba (P)154.55±0.05 d
Excentricita (E)0.68±0.02
Sklon (i)~50°
Periastron epocha (T)57671.2±0.9 JD
Argument periastronu (ω)
(sekundární)		20.9±3.8°
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		130±7 km / s
Semi-amplituda (K.2)
(sekundární)		141±6 km / s
Detaily
A
Hmotnost148[4] M☉
Poloměr19.3±2.8[2] R☉
Zářivost2,042,000[4] L☉
Teplota53,000±1,200[2] K.
Stáří0.5±0.3[2] Myr
B
Hmotnost135[4] M☉
Poloměr18.2±2.7[2] R☉
Zářivost1,585,000[4] L☉
Teplota53,000±1,200[2] K.
Stáří0.6±0.3[2] Myr
Jiná označení
BAT99 116, [HSH95] 8, Melnick 34, 2MAS J05384424-6906058, Brey 84
Odkazy na databáze
SIMBADdata

BAT99-116 (běžně nazývané Melnick 34 nebo Mk34) je a binární Vlk – Rayetova hvězda u R136 v 30 Doradus komplex (také známý jako Mlhovina Tarantule ) v Velký Magellanovo mračno. Obě složky patří mezi nejhmotnější a nejsvětlejší známé hvězdy a systém je nejhmotnější známou binární soustavou.

Binární

NGC 2070 kraj. MK 34 je jasná izolovaná hvězda nalevo od R136 shluk v pravém panelu.

Melnick 34 je binární hvězda s oběžnou dobou 155 dnů. Ukazuje vysokou rentgenovou svítivost charakteristickou pro binární soubory srážkového větru a periodické změny v jasu, spektrální absorpci a rentgenovém jasu.[5]

Dráha byla vypočítána na základě spektroskopických pozorování s Velmi velký dalekohled. Obě složky mají identické spektrální typy WN5h a spektrální čáry každé z nich se mění každých 155 dní, což naznačuje promítnuté orbitální pohyby s rychlostí 130 km / s a 141 km / s resp. Podobné orbitální rychlosti ukazují, že obě složky mají podobné hmotnosti; sekundární má hromadu 92% primární, za předpokladu, že sklon je blízko 50°. Sklon 50° nejlépe odpovídá orbitálním vlastnostem dvou hvězd jejich pozorovaným vlastnostem. Primární je označen A a sekundární B. Dráha je středně excentrická, s a periastron oddělení asi 0.9 AU.[2]

Fyzikální vlastnosti

R136 v NGC 2070, s Mk 34 jen nalevo od centrální koncentrace

Dvě složky Mk34 mají identické spektrální třídy WN5h, které mají spektra s prominentní emisní potrubí vysoce ionizovaného helia, dusíku a uhlíku. The h přípona znamená, že spektrum obsahuje také vodíkové čáry, které nejsou obvykle vidět ve Wolf-Rayetových spektrech. Síla linií emise helia ve spektru ukazuje, že vnější vrstvy hvězdy se skládají z 35% helia.[2]

Spektrální třída WN5 označuje extrémně vysokou úroveň fotosférické teplota. Modelování profilů několika spektrálních čar dává efektivní teplota z 53,000 K. pro každou hvězdu. Primární hvězda má bolometrická svítivost asi 2 000 000L☉ a poloměr asi 19R☉, zatímco sekundární má svítivost asi 1 600 000L☉ a poloměr asi 18R☉.[2][4]

Hmotnosti těchto dvou složek odvozené z jejich spekter jsou asi 148M☉ a 135M☉ resp.[4] Hmoty určené z oběžné dráhy hvězd silně závisí na sklonu oběžné dráhy, který je málo znám. Nejlepší shodu s pozorovanými hmotami najdeme pro oběžné dráhy s blízkým sklonem 50°.[2]

Spektra emisní čáry dvou hvězd v systému Mk34 jsou způsobena silnou ztrátou hmoty, která produkuje hustotu hvězdný vítr. Obě hvězdy mají hvězdný vítr o rychlosti asi 2500 km / s což způsobilo, že každá hvězda ztratila více než každou hmotu slunce 10,000 let, miliardkrát silnější než sluneční vítr.[2]

Vývoj

Ačkoli jsou hvězdy Wolf-Rayet typicky staré hvězdy, které ztratily své vnější vrstvy vodíku, některé jsou velmi mladé hmotné hvězdy, které stále obsahují vodík. Obě hvězdy v systému Mk34 jsou velmi mladé a produkty fúze helia, uhlíku a dusíku v jejich spektrech jsou produkovány silnou konvekcí, ke které dochází v masivních hlavní sekvence hvězd a rotačním mícháním. Hvězdy se otáčejí kolem 240 km / s a 250 km / s resp.[2]

Modelování vývoje hvězd dává věk asi 500,000 let, se současnými hmotnostmi asi 139M☉ a 127M☉ a počáteční hmotnosti 144M☉ a 131M☉ resp. Jsou podobné masám odvozeným z pozorování. Očekává se, že hvězdy budou mít životnost spalování vodíku asi 2,2 Myr, a neočekává se, že by během jejich vývoje došlo k významné výměně hmoty. Obě hvězdy by měly dosáhnout zhroucení jádra s hmotami příliš vysokými na to, aby vytvořily normální supernova. Místo toho pravděpodobně vyprodukují slabou supernovu s následným kolapsem k a Černá díra, nebo se přímo zhroutí do černé díry bez viditelné exploze.[2]

Reference

  1. ^ A b C d Doran, E. I .; Crowther, P. A .; de Koter, A .; Evans, C. J .; McEvoy, C .; Walborn, N. R .; Bastian, N .; Bestenlehner, J. M .; Grafener, G .; Herrero, A .; Kohler, K .; Maiz Apellaniz, J .; Najarro, F .; Puls, J .; Sana, H .; Schneider, F. R. N .; Taylor, W. D .; van Loon, J. Th .; Vink, J. S. (2013). „Průzkum Tarantule VLT-FLAMES - XI. Sčítání horkých světelných hvězd a jejich zpětná vazba ve 30 Doradus“. Astronomie a astrofyzika. 558: 134. arXiv:1308.3412. Bibcode:2013A & A ... 558A.134D. doi:10.1051/0004-6361/201321824. S2CID  118510909.
  2. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó p q Tehrani, Katie A .; Crowther, Paul A .; Bestenlehner, Joachim M .; Littlefair, Stuart P .; Pollock, A M T .; Parker, Richard J .; Schnurr, Olivier (2019). „Vážení Melnick 34: Nejmocnější známý binární systém“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 484 (2): 2692–2710. arXiv:1901.04769. Bibcode:2019MNRAS.484.2692T. doi:10.1093 / mnras / stz147. S2CID  119069481.
  3. ^ Pietrzyński, G; D. Graczyk; W. Gieren; I. B. Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszyński; et al. (7. března 2013). „Zatmění-binární vzdálenost k Velkému Magellanovu mračnu s přesností na dvě procenta“. Příroda. 495 (7439): 76–79. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Natur.495 ... 76P. doi:10.1038 / příroda11788. PMID  23467166. S2CID  4417699.
  4. ^ A b C d E F Shenar, T .; Sablowski, D. P .; Hainich, R .; Todt, H .; Moffat, A. F. J .; Oskinova, L. M .; Ramachandran, V .; Sana, H .; Sander, A. A. C .; Schnurr, O .; St-Louis, N .; Vanbeveren, D .; Götberg, Y .; Hamann, W.-R. (2019). „Binární soubory vlk-Rayet dusíkové sekvence ve Velkém Magellanově mračnu“. Astronomie a astrofyzika. 627: A151. doi:10.1051/0004-6361/201935684.
  5. ^ Pollock, A. M. T; Crowther, P. A; Tehrani, K; Broos, Patrick S; Townsley, Leisa K (2017). „155denní rentgenový cyklus velmi masivní hvězdy Wolf-Rayet Melnick 34 ve Velkém Magellanově mračnu“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 474 (3): 3228–3236. arXiv:1803.00822. Bibcode:2018MNRAS.474.3228P. doi:10.1093 / mnras / stx2879. S2CID  73700445.

Další čtení

  • Crowther, Paul A .; Caballero-Nieves, S. M .; Bostroem, K. A .; Maíz Apellániz, J .; Schneider, F. R. N .; Walborn, N. R .; Angus, C. R.; Brott, I .; Bonanos, A .; De Koter, A .; De Mink, S.E.; Evans, C. J .; Gräfener, G .; Herrero, A .; Howarth, I.D .; Langer, N .; Lennon, D. J .; Puls, J .; Sana, H .; Vink, J. S. (2016). „Hvězdná hvězdokupa R136 byla rozebrána Hubbleovým kosmickým dalekohledem / STIS. I. Daleko ultrafialové spektroskopické sčítání a původ He II λ1640 v mladých hvězdokupách“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 458 (1): 624–659. arXiv:1603.04994. Bibcode:2016MNRAS.458..624C. doi:10.1093 / mnras / stw273. S2CID  119131482.
  • Hainich, R .; Rühling, U .; Todt, H .; Oskinova, L. M .; Liermann, A .; Gräfener, G .; Foellmi, C .; Schnurr, O .; Hamann, W. -R. (2014). „Vlčí paprsky hvězdy ve Velkém Magellanově mračnu“. Astronomie a astrofyzika. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A & A ... 565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696. S2CID  55123954.
  • Groh, J. H .; Meynet, G .; Georgy, C .; Ekström, S. (2013). „Základní vlastnosti supernovy s kolapsem jádra a progenitorů GRB: Předpovídání vzhledu hmotných hvězd před smrtí“. Astronomie a astrofyzika. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A & A ... 558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906. S2CID  84177572.

externí odkazy

Souřadnice: Mapa oblohy 05h 38m 44.25s, −69° 06′ 05.8″